Hằng số vũ trụ là gì? Các bài nghiên cứu khoa học liên quan

Giới thiệu về hằng số vũ trụ

Hằng số vũ trụ, ký hiệu là $\Lambda$, là một đại lượng vật lý được Einstein đưa vào phương trình trường của thuyết tương đối rộng để mô tả đặc tính không gian trống. Về cơ bản, đây là một tham số điều chỉnh để kiểm soát độ cong của không-thời gian, độc lập với vật chất và năng lượng tồn tại trong vũ trụ. Trong bối cảnh hiện đại, hằng số vũ trụ được xem là đại diện cho mật độ năng lượng của chân không — hay còn gọi là năng lượng tối.

Khái niệm hằng số vũ trụ trở nên đặc biệt quan trọng khi các quan sát thiên văn học trong cuối thế kỷ 20 chỉ ra rằng vũ trụ không chỉ đang giãn nở, mà còn đang giãn nở với tốc độ ngày càng tăng. Điều này không thể được giải thích hoàn toàn chỉ bằng vật chất thông thường hoặc bức xạ, và dẫn đến việc phục hồi vai trò của $\Lambda$ như một phần không thể thiếu trong mô hình vũ trụ học hiện đại.

Trong mô hình ΛCDM — mô hình chuẩn hiện nay của vũ trụ học — hằng số vũ trụ được xem là nguồn năng lượng thống trị, chiếm khoảng 68% tổng mật độ năng lượng của vũ trụ, vượt xa cả vật chất tối và vật chất thông thường. Do đó, $\Lambda$ không chỉ là một yếu tố toán học mà là một thực thể vật lý có ảnh hưởng quyết định đến số phận của toàn vũ trụ.

Lịch sử hình thành khái niệm hằng số vũ trụ

Ý tưởng về hằng số vũ trụ xuất hiện lần đầu vào năm 1917 khi Albert Einstein đang cố gắng áp dụng thuyết tương đối rộng của mình vào quy mô vũ trụ. Ông giả định rằng vũ trụ là tĩnh tại — không giãn nở cũng không co lại — và để làm điều đó, ông phải thêm một đại lượng mới vào phương trình trường để cân bằng lực hấp dẫn. Đại lượng đó chính là $\Lambda$, mang vai trò như một "lực đẩy" vũ trụ học.

Tuy nhiên, đến năm 1929, khi Edwin Hubble phát hiện rằng các thiên hà đang di chuyển ra xa nhau, bằng chứng trực tiếp cho sự giãn nở của vũ trụ đã xuất hiện. Mô hình tĩnh tại của Einstein bị bác bỏ, và ông nhanh chóng từ bỏ hằng số vũ trụ, gọi việc đưa nó vào phương trình là "sai lầm lớn nhất trong đời". Trong nhiều thập kỷ sau đó, $\Lambda$ gần như biến mất khỏi các mô hình lý thuyết.

Phải đến những năm 1990, với sự ra đời của các kính thiên văn hiện đại và công nghệ đo đạc chính xác hơn, vai trò của hằng số vũ trụ mới được phục hồi. Các quan sát từ các vụ nổ siêu tân tinh loại Ia cho thấy tốc độ giãn nở của vũ trụ đang tăng, buộc các nhà vật lý phải đưa $\Lambda$ trở lại trong các mô hình vũ trụ học để giải thích hiện tượng này.

• 1917: Einstein đưa ra hằng số vũ trụ để giữ vũ trụ tĩnh tại
• 1929: Hubble phát hiện vũ trụ giãn nở → Einstein loại bỏ $\Lambda$
• 1998: Quan sát siêu tân tinh cho thấy giãn nở gia tốc → khôi phục $\Lambda$

Vị trí của hằng số vũ trụ trong phương trình trường Einstein

Phương trình trường Einstein mô tả cách khối lượng và năng lượng ảnh hưởng đến cấu trúc cong của không-thời gian. Phiên bản có chứa hằng số vũ trụ được viết như sau:

$R_{\mu \nu} - \frac{1}{2} R g_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu \nu} = \frac{8 \pi G}{c^4} T_{\mu \nu}$

Trong phương trình này:

• $R_{\mu \nu}$: Tensor Ricci, mô tả độ cong không-thời gian cục bộ
• $R$: Độ cong vô hướng
• $g_{\mu \nu}$: Metric tensor, xác định hình học không-thời gian
• $T_{\mu \nu}$: Tensor năng lượng-động lượng
• $\Lambda g_{\mu \nu}$: Thành phần hằng số vũ trụ

Thành phần $\Lambda g_{\mu \nu}$ hoạt động như một nguồn năng lượng nền, không phụ thuộc vào vật chất hoặc bức xạ. Nó điều chỉnh cấu trúc hình học của không-thời gian một cách đồng nhất trên toàn bộ vũ trụ.

Khi $\Lambda > 0$, nó tạo ra một "lực đẩy" chống lại lực hấp dẫn và khiến cho vũ trụ giãn nở với tốc độ ngày càng nhanh. Ngược lại, nếu $\Lambda < 0$, nó sẽ có xu hướng làm cho vũ trụ co lại. Trong các quan sát hiện nay, $\Lambda$ dường như có giá trị dương rất nhỏ nhưng không bằng không.

Ý nghĩa vật lý của hằng số vũ trụ

Trong bối cảnh vật lý hiện đại, hằng số vũ trụ được đồng nhất với mật độ năng lượng chân không — một loại năng lượng tồn tại ngay cả khi không có vật chất hoặc bức xạ nào hiện diện. Điều này có nghĩa là không gian trống không hề "trống rỗng", mà chứa đựng một dạng năng lượng có tác dụng đẩy làm giãn nở không gian.

Điều đặc biệt là năng lượng chân không này không suy giảm theo thời gian hay khi vũ trụ mở rộng. Khác với vật chất (mật độ giảm theo thể tích) và bức xạ (giảm theo thể tích và bước sóng), năng lượng tối là hằng số trong không gian. Do đó, khi vũ trụ ngày càng lớn hơn, vai trò tương đối của năng lượng tối cũng ngày càng trở nên chi phối.

Bảng so sánh dưới đây minh họa rõ sự khác biệt giữa ba loại năng lượng chính:

Loại năng lượng	Giảm theo sự giãn nở	Ảnh hưởng đến vũ trụ
Vật chất	Giảm theo $\frac{1}{a^3}$	Gây hấp dẫn, làm chậm giãn nở
Bức xạ	Giảm theo $\frac{1}{a^4}$	Gây hấp dẫn mạnh hơn vật chất
Năng lượng tối	Không giảm	Gây đẩy, làm tăng tốc giãn nở

Tại thời điểm hiện tại, năng lượng tối — được mô hình hóa bằng hằng số vũ trụ — là thành phần quyết định lớn nhất đến sự tiến hóa dài hạn của vũ trụ.

Quan sát thực nghiệm và bằng chứng về hằng số vũ trụ

Hằng số vũ trụ không chỉ là một khái niệm lý thuyết. Sự tồn tại của nó được củng cố vững chắc bằng các quan sát thiên văn học, đặc biệt là trong những thập niên cuối thế kỷ 20. Năm 1998, hai nhóm nghiên cứu độc lập: Supernova Cosmology Project và High-z Supernova Search Team đã công bố các kết quả cho thấy các siêu tân tinh loại Ia ở xa hơn mong đợi. Điều này chỉ ra rằng vũ trụ đang giãn nở nhanh dần theo thời gian.

Các siêu tân tinh loại Ia được sử dụng như “ngọn nến chuẩn” vì chúng có độ sáng tuyệt đối gần như đồng đều. Bằng cách so sánh độ sáng biểu kiến với độ sáng thực tế, các nhà thiên văn có thể xác định khoảng cách tới các thiên hà chứa siêu tân tinh. Khi khoảng cách này được đối chiếu với độ dịch chuyển đỏ (redshift), các mô hình giãn nở vũ trụ có thể được thiết lập.

Ngoài siêu tân tinh, các quan sát từ nền vi sóng vũ trụ (CMB) — đặc biệt qua sứ mệnh Planck của ESA — và phân bố vật chất lớn (large-scale structure) cũng góp phần xác nhận rằng vũ trụ chứa một lượng lớn năng lượng tối, phù hợp với sự hiện diện của hằng số $\Lambda$.

• Dự án DESI đang sử dụng phổ kế để khảo sát hàng triệu thiên hà nhằm đo chính xác hơn cấu trúc quy mô lớn.
• Kính viễn vọng Hubble đã đóng vai trò trung tâm trong việc quan sát siêu tân tinh xa.
• SDSS (Sloan Digital Sky Survey) cung cấp bản đồ 3D về vũ trụ giúp mô hình hóa phân bố vật chất.

Hằng số vũ trụ và năng lượng tối

Trong các mô hình vũ trụ học hiện đại, năng lượng tối là thành phần gây ra sự giãn nở gia tốc của vũ trụ. Hằng số vũ trụ $\Lambda$ là cách đơn giản nhất để mô hình hóa năng lượng tối, vì nó là một đại lượng không đổi trong không-thời gian. Tuy nhiên, đây không phải là cách duy nhất.

Các lý thuyết thay thế như quintessence giả định rằng năng lượng tối là một trường động học, có thể thay đổi theo thời gian và không gian. Một số lý thuyết trọng lực biến đổi cũng được đưa ra để giải thích giãn nở gia tốc mà không cần $\Lambda$. Tuy nhiên, các dữ liệu quan sát hiện tại vẫn phù hợp nhất với mô hình ΛCDM — mô hình trong đó hằng số vũ trụ đóng vai trò then chốt.

Sự khác biệt giữa các mô hình có thể được so sánh qua bảng sau:

Mô hình	Đặc điểm của năng lượng tối	Trạng thái động học	Tương thích dữ liệu
ΛCDM	Hằng số không đổi	Tĩnh	Rất tốt
Quintessence	Trường động lực học	Biến thiên theo thời gian	Chưa rõ
Trọng lực biến đổi (f(R), TeVeS)	Không cần năng lượng tối	Phụ thuộc lý thuyết cụ thể	Đang kiểm nghiệm

Giá trị ước tính của hằng số vũ trụ

Từ các quan sát của vệ tinh Planck và các khảo sát thiên văn khác, giá trị hiện tại của hằng số vũ trụ được ước lượng là:

$\Lambda \approx 1.1056 \times 10^{-52} \, \text{m}^{-2}$

Tuy giá trị này cực kỳ nhỏ, ảnh hưởng của nó lại vượt trội trên quy mô vũ trụ. Nếu chuyển sang đơn vị năng lượng, mật độ năng lượng tương ứng với hằng số vũ trụ là khoảng:

$\rho_\Lambda \approx 5.96 \times 10^{-27} \, \text{kg/m}^3$

So sánh với các đại lượng khác:

• Mật độ vật chất thông thường: khoảng $10^{-28} \, \text{kg/m}^3$
• Mật độ vật chất tối: khoảng $2 \times 10^{-27} \, \text{kg/m}^3$
• Mật độ năng lượng tối (từ $\Lambda$): khoảng $5.96 \times 10^{-27} \, \text{kg/m}^3$

Điều đáng chú ý là dù mật độ năng lượng tối nhỏ, nhưng vì nó không suy giảm theo thời gian, nên nó sẽ dần trở thành thành phần chi phối trong vũ trụ khi các dạng vật chất khác giảm mật độ do sự giãn nở.

Vấn đề điều chỉnh hằng số vũ trụ (Cosmological Constant Problem)

Một trong những bí ẩn lớn nhất của vật lý hiện đại liên quan đến sự chênh lệch cực lớn giữa giá trị lý thuyết và giá trị thực nghiệm của $\Lambda$. Theo lý thuyết trường lượng tử (QFT), năng lượng chân không nên cực kỳ lớn — lớn hơn giá trị thực tế khoảng 120 bậc độ lớn. Đây là sự sai lệch lớn nhất từng thấy giữa lý thuyết và thực nghiệm.

Các nhà vật lý đã cố gắng giải thích vấn đề này thông qua nhiều cách:

1. Cơ chế hủy tự nhiên giữa các trường lượng tử (fine-tuning)
2. Lý thuyết siêu đối xứng (SUSY), nhưng hiện chưa có bằng chứng thực nghiệm
3. Đa vũ trụ và nguyên lý nhân học (anthropic principle)

Hiện vẫn chưa có lý thuyết nào giải thích thành công sự điều chỉnh cực nhỏ của $\Lambda$. Điều này khiến hằng số vũ trụ trở thành trung tâm của nhiều cuộc tranh luận trong vật lý lý thuyết.

Ảnh hưởng của hằng số vũ trụ đến số phận của vũ trụ

Hằng số $\Lambda$ không chỉ mô tả hiện tại, mà còn ảnh hưởng đến tương lai xa của vũ trụ. Nếu $\Lambda > 0$, vũ trụ sẽ tiếp tục giãn nở với tốc độ tăng dần. Tùy theo mô hình cụ thể, có thể xảy ra các kịch bản:

• Big Freeze: Vũ trụ giãn nở mãi mãi, nhiệt độ giảm dần về gần 0 K.
• Big Rip: Nếu năng lượng tối tăng theo thời gian (trong các mô hình thay thế), nó có thể xé rách mọi cấu trúc.
• De Sitter Expansion: Giãn nở với hằng số tốc độ và độ cong không đổi.

Tình trạng giãn nở vĩnh viễn có nghĩa là các thiên hà xa sẽ dần rời khỏi chân trời quan sát của chúng ta, khiến vũ trụ trở nên lạnh, tối và cô lập theo thời gian. Điều này đặt ra những giới hạn cơ bản về việc quan sát và hiểu cấu trúc toàn thể của vũ trụ.

Tài liệu tham khảo

1. Weinberg, S. (1989). The cosmological constant problem. Reviews of Modern Physics, 61(1), 1–23. Link
2. Riess, A. G., et al. (1998). Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant. The Astronomical Journal, 116(3), 1009. Link
3. Perlmutter, S., et al. (1999). Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae. The Astrophysical Journal, 517(2), 565–586. Link
4. Planck Collaboration. (2020). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics, 641, A6. Link
5. Peebles, P. J. E., & Ratra, B. (2003). The cosmological constant and dark energy. Reviews of Modern Physics, 75(2), 559. Link
6. Carroll, S. M. (2001). The cosmological constant. Living Reviews in Relativity, 4(1). Link